Есть ли жизнь на Марсе

Есть ли жизнь на МарсеЕсть ли жизнь на Марсе? Марс является второй по близости к Земле планетой Солнечной Системы после Венеры. Благодаря красноватому цвету, планета получила римское имя бога войны.

Краткие сведения

Одни из первых телескопических наблюдений (Д. Кассини, 1666) показали, что период вращения этой планеты близок к земным суткам: 24 часа 40 минут. Для сравнения точный период вращения Земли составляет 23 часа 56 минут 4 секунды, а для Марса, это значение равно 24 часа 37 минут 23 секунд. Совершенствование телескопов позволило обнаружить на Марсе полярные шапки, и начать систематическое картографирование поверхности Марса. В конце 19 века оптические иллюзии породили гипотезу о наличии на Марсе разветвленной сети ирригационных каналов, которые созданы высокоразвитой цивилизацией. Эти предположения совпали с первыми спектроскопическими наблюдениями Марса, которые ошибочно приняли линии кислорода и водяного пара земной атмосферы за линии спектра марсианской атмосферы. В результате этого в конце 19 века и начале 20 века стала популярна идея о наличии развитой цивилизации на Марсе. Наиболее яркими иллюстрациями этой теории стали художественные романы “Война миров” Г. Уэльса и “Аэлита” А. Толстого. В первом случае воинственные марсиане осуществляли попытку захвата Земли с помощью гигантской пушки, которая выстреливала цилиндры с десантом в сторону Земли. Во втором случае земляне для путешествия на Марс используют ракету, работающую на бензине. Если в первом случае межпланетный перелет занимает несколько месяцев, то во втором случае речь идет о 9-10 часах полета.

Зарисовка деталей марсианской поверхности, сделанная астрономом Дж. де Моттони по просьбе МАС (Международного астрономического сообщества) в 1958 году

Зарисовка деталей марсианской поверхности, сделанная астрономом Дж. де Моттони по просьбе МАС (Международного астрономического сообщества) в 1958 году

На этой зарисовке можно заметить 128 различных деталей, которые получили собственные имена. Расстояние между Марсом и Землей изменяется в широких пределах: от 55 до 400 млн. км. Обычно планеты сближаются раз в 2 года (обычные противостояния), но в связи с тем, что орбита Марса обладает большим эксцентриситетом, раз в 15-17 лет случаются более тесные сближения (великие противостояния). Великие противостояния различаются по причине того, что и орбита Земли не является круговой. В связи с этим выделяют и величайшие противостояния, которые случаются примерно раз в 80 лет (к примеру, в 1640, 1766, 1845, 1924 и 2003 годах). Интересно отметить, что люди начала 21 века стали свидетелями самого величайшего противостояния за несколько тысяч лет. Во время противостояния 2003 года расстояние между Землей и Марсом было на 1900 км меньше, чем в 1924 году. С другой стороны считается, что противостояние 2003 года было минимальным, как минимум за последние 5 тысяч лет. Великие противостояния сыграли большую роль в истории изучения Марса, так как они позволяли получить наиболее детальные изображения Марса, а так же упрощали межпланетные перелеты.

К началу космической эры наземная инфракрасная спектроскопия значительно уменьшила шансы на наличие жизни на Марсе: было определено, что главной компонентой атмосферы является углекислый газ, а содержание кислорода в атмосфере планеты является минимальным. Кроме того была измерена средняя температура на планете, которая оказалась сравнима с полярными регионами Земли.

Начало космической эры

Запуски автоматических межпланетных станций к Марсу в СССР начались с 1960 года. В астрономические окна 1960 и 1962 года было осуществлено 5 запусков советских межпланетных станций, однако ни одной из них не удалось приблизиться к поверхности красной планеты. В астрономическое окно 1964 года кроме очередного советского зонда были запущены первые однотипные американские станции “Маринер-3“ и “Маринер-4“. Из этих трех станций только “Маринеру-4” успешно удалось достичь окрестностей Марса.

260-кг станция 14-15 июня прошла над южным полушарием Марса и получила 22 снимка его поверхности

260-кг станция 14-15 июня прошла над южным полушарием Марса и получила 22 снимка его поверхности

Первые снимки поверхности Марса, сделанные с борта космического аппарата, оказались плохого качества с низким разрешением (несколько км на пиксель), но на них можно было обнаружить 300 кратеров диаметром больше 20 км.  Это позволяло сделать вывод о том, что марсианская поверхность напоминает безжизненную поверхность Луны.

Однако снимки последующих пролетных зондов “Маринер-6“, “Маринер-7“ и первого орбитального аппарата “Маринер-9“ показали, что поверхность Марса обладает гораздо большим разнообразием по сравнению с поверхностью Луны. Оказалось, что поверхность северного полушария содержала минимальное количество кратеров, со значительными следами прошлой тектонической активности (огромную систему разломов – долину Маринер, и крупнейшие вулканы Солнечной Системы).

Более того на снимках было обнаружено большое количество систем древовидных оврагов, которые больше всего напоминали следы высохших потоков воды

Более того на снимках было обнаружено большое количество систем древовидных оврагов, которые больше всего напоминали следы высохших потоков воды

Анализ систем таких образований показал, что большинство из них находится на одной и той же высоте относительно центра Марса.Эта особенность стала сильным аргументом в пользу существования в прошлом на Марсе древнего океана.

На карте показана средняя плотность высохших русел (от 1 на квадратный километр и меньше) и два возможных уровня поверхности древнего марсианского океана (-3760 и 1680 метров ниже среднего уровня поверхности планеты)

На карте показана средняя плотность высохших русел (от 1 на квадратный километр и меньше) и два возможных уровня поверхности древнего марсианского океана (-3760 и 1680 метров ниже среднего уровня поверхности планеты)

Обширные доказательства наличия большого количества воды на поверхности Марса в прошлом резко увеличили шансы возникновения жизни на Марсе, а также увеличили шансы наличия простейшей жизни на Марсе в настоящее время. В связи с этим начались космические программы по созданию и организации марсианских посадочных миссий. С другой стороны первые исследования Марса из космоса определили крайне небольшое атмосферное давление на поверхности Марса – порядка 0.01% от земных показателей, что соответствует давлению на высоте 35 км.

Программа “Викинг”

Первым попытался осуществить успешную посадку на Марс Советский Союз. В 1962-1973 годах было осуществлено 7 попыток советских зондов совершить успешную мягкую посадку на поверхность Марса. Ни одна из этих попыток не была полностью успешной, лишь аппарату “Марс-3” удалось передать один нечеткий снимок с поверхности Марса, после чего связь со станцией 2 декабря 1971 года окончательно прервалась.

Американская программа “Викинг” по организации первой посадки на Марсе в 1976 году стала одной из самых дорогостоящих межпланетных проектов: её полная стоимость в современных деньгах превышает 5 миллиардов долларов. В ходе этого проекта к Марсу было запущено два зонда, каждый из которых состоял из посадочного и орбитального аппарата. На борту каждого посадочного аппарата был размещен значительный комплект инструментов: камеры, метеорологические приборы, сейсмограф, оборудование для поиска органических и неорганических веществ и следов простейшей жизни.  Для эффективного исследования химических и биологических свойств грунта, на борту каждого посадочного зонда были установлены трехметровые манипуляторы с ковшами, которые вырыли траншеи глубиной около 30 см. Электропитание посадочных зондов осуществлялось с помощью радиоизотопных батарей (РИТЭГ).

Схематичное изображение посадочной станции программы “Викинг”

Схематичное изображение посадочной станции программы “Викинг”

Обе посадочные и орбитальные миссии завершились полным успехом. Первая посадка станции “Викинг-1” была осуществлена лишь через месяц после выхода на орбиту вокруг Марса – 20 июля 1976 года. Это было вызвано тщательным выбором более равнинного участка поверхности Марса, предназначенного для посадки. С 28 июля на станции начались исследования грунта. Вторая посадка также была осуществлена почти через месяц после выхода на орбиту Марса – 7 августа и 3 сентября 1976 года соответственно.

Первая панорама посадочного зонда “Викинг-1”

Первая панорама посадочного зонда “Викинг-1”

Исследования состава атмосферы подтвердили прошлые выводы о том, что её преобладающей компонентой является углекислый газ при минимальном содержании кислорода: содержание углекислого газа, азота, аргона и кислорода составляет 95%, 2-3%, 1-2% и 0,3% соответственно. Изучение химического состава марсианского грунта показало, что его основным элементом, как на Земле и Луне является кислород (50% по содержанию). Другими преобладающими химическими элементами марсианского грунта являются кремний (15-30%), железо (12-16%). Для сравнения на Земле третьим по распространенности химическим элементом является не железо, а алюминий (его содержание в марсианском грунте равно 2-7%). В целом изучение магнитных свойств марсианского грунта показало, что доля магнитных частиц  в нем не превышает 3-7%. С помощью моделирования было оценено, что марсианский грунт представляет собой смесь глин, богатых железом (содержание 80% при составе 59% нонтронита и 21% монтмориллонита), сульфата магния (содержание 10% в форме кизерита), карбонатов (содержание 5% в форме кальцита) и окислов железа (содержание 5% в форме гематита, магнетита, оксимагнетита и гетита). Содержание основных химических соединений в марсианском грунте соответствует соотношению, как SiО3:Fe2O3:Аl2O3:MgO: CaO:SO3 в 45%:18%:8%:5%:8% соответственно.

Кроме того изучение грунта показало почти полное отсутствие в нем органических веществ (содержание углерода в марсианском грунте оказалось ниже, чем в лунном грунте, доставленном на Землю).

Биологический эксперимент VBI (Viking Biology Instrument) был предназначен для поиска микроорганизмов с помощью питательной среды на основе обнаружения специфических процессов поглощения газов, выделения газов, фотосинтеза и обмена веществ (метаболизма).

Схема установки VBI

Схема установки VBI

Почти все приборы биологического эксперимента оборудования зондов показали отрицательный результат, кроме метаболического эксперимента Labeled Release (LR). В ходе метаболического эксперимента в пробу грунта добавлялся бульон с питательными веществами, в которых содержались радиоактивные атомы изотопа углерода-14. Если бы эти атомы затем удалось зарегистрировать в воздухе над грунтом, это могло бы означать присутствие в нем микроорганизмов, поглотивших питательные вещества и «выдохнувших» радиоактивные изотопы в составе CO2. Эксперимент LR неожиданно показал, что в воздух из грунта пошел стабильный поток радиоактивного газа сразу после первого ввода бульона. Однако последующие инъекции не подтвердили это явление. В связи с этим был сделан вывод о маловероятности даже простейшей марсианской жизни, а противоречивые результаты эксперимента LR посчитали связанными с наличием в марсианском грунте сильного неизвестного окислителя. Позже, другая марсианская посадочная миссия “Феникс” в 2008 году обнаружила в марсианском грунте перхлораты, которые и были названы наиболее вероятным кандидатом на роль подобного окислителя. Проведенные повторные эксперименты в земных лабораториях показали, что, если в грунт чилийской пустыни добавить перхлораты, то результаты метаболического эксперимента будут похожими на результаты “Викингов”. В феврале-марте 1977 года посадочный аппарат “Викинг-1” произвел попытку создания траншеи глубиной около 30 см с целью поиска микроорганизмов на этой глубине. За четыре дня ковш грунтозаборника сделал траншею глубиной около 24 см, но в полученном из траншеи грунте признаков жизни также не удалось обнаружить. Кроме того ковш грунтозаборника станции “Викинг-2” осуществлял операцию по сдвигу камней с целью неудачного поиска признаков жизни в марсианском грунте, который был защищен камнями от ультрафиолетового излучения Солнца. В 1977 году на обоих посадочных аппаратах “Викинг” была произведена операцию по выключению приборов VBI. В этом же году посадочным станциям удалось зарегистрировать белый иней на Марсе, который вероятно представляет собой замерший углекислый газ.

Посадочные марсианские миссии после “Викинга”

Следующая посадочная миссия на Марс была осуществлена лишь через 20 лет – в 1996 году на марсианскую поверхность села станция “МарсПасфайндер”. Инструментарий этого посадочного зонда не обладал аппаратурой для поисков жизни, он включал в себя камеры, метеокомплекс и спектрометры для определения химического состава грунта. В тоже время, с помощью миссии “МарсПасфайндер” была осуществлена первая доставка на поверхность Марса 10-кг автоматического марсохода “Соджорнер”. Обе части посадочной миссии (посадочная платформа и марсоход) работали от солнечной энергии. В последующие годы 21 века на Марс были отправлены ещё три американских марсохода: “Спирит”, “Оппортьюнити” и “Кюрьюосити”. Первые два из них представляли собой 120-кг марсоходы, работающие на солнечной энергии с похожим инструментарием (самое значительное отличие добавление сверла для взятия проб грунта с глубины в 5 мм). В тоже время марсоход “Кюрьюосити” имеет массу сравнимую с легковым автомобилем (около тонны), и обладает радиоизотопным источником энергии. Инструментами марсохода стали не только камеры, метеостанция и спектрометры со сверлом и ковшом для забора грунта до глубины в 5 см, но и прибор для измерения радиации (RAD) и детектор водорода (DAN или Dynamic Albedo of Neutrons). Последний прибор смог провести измерения содержания воды в марсианском грунте до глубины в 5 см. На 19 марта 2018 году прибор DAN, изготовленный в России, на маршруте марсохода длиной в 18.5 км произвел 8 миллионов импульсов нейтронов в течение более 700 сеансов работы. Среднее содержание воды в грунте по массе, определенное DAN оказалось равным около 2.6% (диапазон измеренных значений по трасе марсохода изменяется от 0.5% до 4%). Для сравнения измерения аналогичного прибора с орбитального спутника Марс Одиссей говорят о несколько более высоком значении: 4-7%. Кроме того прибор измерил среднее содержание хлора в марсианском грунте в 1%.

Измерения содержания воды в марсианском грунте за первые пять лет работы прибора DAN

Измерения содержания воды в марсианском грунте за первые пять лет работы прибора DAN

Сопоставление данных глобального картографирования содержания воды в приповерхностном слое грунта (вверху, цветом показано содержание воды в процентах по массе) и данных, измеренных на поверхности и характеризующих количество воды вдоль трассы движения марсохода (по горизонтали — расстояние, пройденное марсоходом в метрах, по вертикали — содержание воды в грунте по массе):

Сопоставление данных глобального картографирования содержания воды в приповерхностном слое грунта

Сопоставление данных глобального картографирования содержания воды в приповерхностном слое грунта

Большой интерес представляют собой измерения содержания метана, которые выполнялись марсоходом (к 2018 году выполнено около 30 измерений содержания метана в ночной атмосфере Марса). Это связано с тем, что метан является одним из важнейших биомаркеров, и может быть как небиологического, а так и биологического происхождения. На Земле 95% метана являются биологического происхождения – его производителями служат микробы, в том числе те, которые живут в пищеварительной системе животных. Среднее значение измеренной концентрации метана в марсианской атмосфере соответствует примерно 0.4 миллиардных долей, в то время как в земной атмосфере это число равно 1800 миллиардным долям. Время жизни метана в земной атмосфере невелико – порядка 7-15 лет по причине его окисления гидроксильным радикалом. Аналогичная ситуация должна быть и с марсианским метаном, тем более что каждые сутки марсианская атмосфера из-за слабого магнитного поля теряет примерно 100-500 тонн. Метан в марсианской атмосфере был обнаружен ещё пролетным зондом “Маринер-7” в 1967 году.  Измерения марсохода показали сезонные увеличения концентрации метана до 0.7 миллиардных долей во время конца марсианского лета. Эти периодические изменения могут быть связаны с сезонным оттаиванием полярных шапок с замороженным метаном. Кроме того приборы марсохода регистрировали увеличение содержания метана до 7 миллиардных долей, а инфракрасный телескоп IRTF на Гавайских островах вплоть до 45 миллиардных долей. Существуют предположения, что резкое увеличение концентрации метана связано с выпадением метеорного вещества (наблюдаемые скачки метана за последние 20 лет происходили в пределах двух недель после известных метеорных потоков на Марсе). Тем не менее, у кометной версии существуют скептики, так как, к примеру, оценки принесенного вещества на марсианскую поверхность кометой C/2013 A1 в октябре 2014 года составляют 16 тонн. Для сравнения ежедневный оцениваемый поток метеоритного вещества на поверхность Марса составляет около 3 тонн пыли, в то время как для объяснения наблюдаемых максимумов концентрации метана потребовалось увеличение притока метеоритного вещества до нескольких тысяч тонн. В связи с этим не исключается, что источником всплесков метана является некий подземный источник, возможно биологического происхождения.

Рекордная концентрация метана в 2003 году по измерениям наземного гавайского телескопа IRTF

Рекордная концентрация метана в 2003 году по измерениям наземного гавайского телескопа IRTF

Другим важным фактором в определении источника метана может стать измерение соотношения изотопов углерода. На Земле жизнь развивалась, предпочитая углерод-12, которому нужно меньше энергии для молекулярных связей, чем углероду-13. При соединении аминокислот получаются белки с явным дефицитом тяжелого изотопа. Живые организмы на Земле содержат в 92–97 раз больше углерода-12, чем углерода-13. А в неорганических соединениях такое отношение составляет 89,4. Высокое превышение углерода-12 над углеродом-13 в древних земных породах традиционно интерпретируется как свидетельство наличия биологической активности на нашей планете уже 4 миллиарда лет назад. Измерение этого соотношения приборами “Кьюриосити” во время одного из максимальных пиков концентрации метана стало бы одним из важнейших научных результатов миссии марсохода.

Основные составляющие марсианской атмосферы

Основные составляющие марсианской атмосферы

Кроме марсоходов на Марс продолжают отправляться стационарные посадочные аппараты. Ими стали “Марс Полар Лендер“, “Феникс”. Основной задачей этих посадочных миссий стал поиск воды в полярных областях Марса. Первый из этих зондов разбился на Марсе в 1999 году, поэтому второй зонд с символическим названием фактически повторил миссию 1999 года в 2008 году. В связи с кратковременным временем работы обе станции были оборудованы солнечными батареями. Научными инструментами полярных марсианских миссий стали камеры (в том числе для получения снимков с разрешением до 10 нанометров), метеостанция, 2.35-м манипулятор с ковшом для забора грунта с глубины в 25 см за 4 часа, спектрометры для химического анализа проб грунта и состава атмосферы. Место посадки станции было выбрано специально в районе с максимальным содержанием воды по данным спутника Марс Одиссей.

Карта процентного содержания воды в приповерхностном слое марсианского грунта в полярных и экваториальных районах Марса

Карта процентного содержания воды в приповерхностном слое марсианского грунта в полярных и экваториальных районах Марса

350-кг “Феникс” совершил успешную посадку на Марсе 25 мая 2008 года на 69 северной широте.

Уже первые снимки поверхности Марса под днищем зонда показали возможный лед, который был оголен работой посадочных двигателей
Рытье траншеи с помощью ковша манипулятора подтвердили отложения сублимирующего водного льда на глубине всего в несколько сантиметров
В целом манипулятор станции за время короткой работы во время марсианского лета вырыл с десяток траншей

Химический анализ взятых проб грунта из вырытой траншеи подтвердил наличие воды. Кроме того этот же анализ впервые обнаружил перхлораты (соли хлорной кислоты) и известняк (карбонат кальция или мел), небольшое количество магния, натрия, калия и хлора. Обнаружение известняка значительно увеличило шансы на наличие жизни на Марсе. Измерения показали, что кислотность марсианского грунта составляет 8-9 единиц, что близко к слабощелочным породам на Земле. Микроскоп станции обнаружил тонкие плоские частицы в грунте, которые говорят о наличие глины. Обнаружение известняка и глины стало очередным свидетельством наличия больших количеств жидкой воды на Марсе в прошлом. Кроме того снимки со станции “Феникс“ возможно стали первым доказательством наличия жидкой воды на Марсе и в настоящее время.

Пример снимков капелек некой жидкости на 8, 31 и 41-ый день миссии

Пример снимков капелек некой жидкости на 8, 31 и 41-ый день миссии

Эксперименты в земных лабораториях подтвердили возможность наличия соленой воды в жидкой форме при температурных условиях, в которых находилась станция “Феникс” (около минус 70 градусов Цельсия). С другой стороны выдвигаются предположения, что наблюдаемые капельки представляют собой следы жидких металлов (к примеру, калия или натрия).

Радарные и другие методы дистанционного зондирования глубинных слоёв Марса

60-ые годы 20 века отметились значительным прогрессом в изучении Марса, так как появилась возможность осуществления радиолокации Марса. В феврале 1963 года в СССР с помощью радиолокатора АДУ-1000 (“Плутон”) в Крыму, состоящего из восьми 16-метровых антенн была проведена первая успешная радиолокация Марса. В этот момент красная планета находилась в 100 млн. км от Земли. Передача радиолокационного сигнала проходила на частоте 700 мегагерц, а общее время прохождения радиосигналов от Земли до Марса и обратно составило 11 минут. Коэффициент отражения у поверхности Марса оказался меньше, чем у Венеры, хотя временами он достигал 15 %. Это доказывало, что на Марсе есть ровные горизонтальные участки размером больше одного километра. Уже при первых сеансах радиолокации был обнаружен перепад высот в 14 км. Позже в 1980 году советские радиоастрономы провели успешный сеанс радиолокации склона вулкана Олимп, где максимально измеренная высота относительно среднего радиуса планеты составила 17.5 км.

топографический профиль поверхности Марса

топографический профиль поверхности Марса

На графике выше показан топографический профиль поверхности Марса вдоль 21 градуса северной широты. Римскими цифрами обозначены горные массивы (I — Фарсида, II — Олимп, III — Элизий, IV — Большой Сирт) и низменности (V — Хриса, VI — Амазонис, VII – Исида). В 1991 году в эксперименте Голдстоун–VLA при использовании радиоволн с длиной волны в 3.5 см выявлены новые структурные особенности коэффициента отражения. В области Фарсида найдена огромная деталь Stealth, практически не отражающая радиоволны (вероятно, мелко раздробленная пыль или пепел с плотностью около 0.5 г/см3).

Снимки области “Стелс” на изображениях наземных радаров
Снимки области “Стелс” на изображениях наземных радаров
Снимки области “Стелс” на изображениях наземных радаров

Первые попытки радиолокации южной полярной шапки Марса в Аресибо были осуществлены в 1988 и 1990 годах. Аналогичные наблюдения были проведены в 1992-1993 годах для северной полярной шапки. В обоих случаях был получен сильный сигнал, отражённый от южной полярной шапки. Как и в случае Меркурия, это можно было объяснить наличием слоев замороженной воды или углекислого газа с небольшой примесью пыли на глубине до 2–5 м. Этот факт стал первым прямым свидетельством обнаружения большого количества подземного водного льда.

В последующем зондирование недр Марса стало производиться и с помощью космических аппаратов. Выше уже говорилось, что в 2001 году, к Марсу был отправлен зонд Марс Одиссей с российским прибором HEND (разработан в ИКИ под руководством И. Г. Митрофанова). Этот прибор был предназначен для поисков воды в грунте Марса до глубины в 1 метр с помощью регистрации нейтронов с марсианской орбиты. Выше уже приводились карты поверхности Марса, составленные с помощью данных этого прибора. На этих картах хорошо заметно большое количество водного льда в полярных регионах, хотя в некоторых областях повышенная концентрация воды встречается и вблизи экватора.

Следующим шагом в зондирование недр Марса стало размещение радиолокационного оборудования на искусственных спутниках Марса. Впервые радар для изучения недр Марса был установлен на европейском аппарате Марс Экспресс. Радар MARSIS был предназначен для зондирования недр Марса на глубину 5 км и представлял собой три антенны (две из них длиной по 20 метров, а третья длиной по 7 метров). Развертывание антенн радара было произведено лишь на второй год работы марсианской станции (к декабрю 2005 года). Всего через несколько месяцев на орбите Марса появился второй радар – SHARAD (SHAllow RADar), который был установлен на борту американской марсианской станции MRO. Этот радар представлял собой 10-метровую антенну, способную изучать недра Марса до глубины в 3 км. Оба радара были разработаны и изготовлены в Италии. Различная глубина зондирования радаров связана с разной используемой частотой. Первый радар использовал рабочие частоты от 1.8 до 5 мегагерц, второй радар от 15 до 25 мегагерц. В связи с тем, что первый радар находился на высокоэллиптической орбите, и мог осуществлять работу лишь с высоты в 800 км от поверхности Марса, его масштабы использования были гораздо меньше, чем у радара американской станции.

Первыми открытиями радара MARSIS стало открытие множества похороненных крупных кратеров на северных равнинах Марса. В июне и июле 2015 года радар включался на более 30 орбитах, и обнаружил больше 12 скрытых кратеров диаметром от 130 до 470 км. Из анализа этих наблюдений, которые покрыли 14% северных равнин, было оценено, что возраст этих кратеров составляет около 4 млрд. лет. На карте белыми кругами показаны известные ударные структуры на Марсе, а черными кругами – кратеры, которые были открыты с помощью радара MARSIS.

Белые контуры показывают область, которая была покрыта радарными наблюдениями

Белые контуры показывают область, которая была покрыта радарными наблюдениями

В частности в одном из обнаруженных подземных кратеров на равнине Хриса диметром около 250 км на глубине около 2 км были найдены залежи водного льда.

В марте 2007 года в журнале  Science были опубликованы результаты радиолокации южной полярной шапки с помощью радара MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding). Наблюдения до глубины более 3.7 км определили, что в южной полярной шапке содержится водный лед общим объемом около 1.6 млн. кубических километров. Подобное количество льда содержит столько воды, которое хватит для того, чтобы покрыть поверхность Марса слоем толщиной в 11 метров.

Оценки толщины подземного льда (thickness) и высоты поверхности относительно среднего радиуса Марса (elevation) у южной полярной шапки по данным радара MARSIS
В общей сложности за 4 года радар MARSIS покрыл наблюдениями около 42% поверхности Марса
Для сравнения покрытие его американского собрата – радара SHARAD, к 2009 году

К 2009 году радар SHARAD провел подробные исследования северной полярной шапки Марса. Его наблюдения показали, что толщина подземного льда в ней достигает двух километров, а общие запасы водного льда там были оценены в 821 тысяч кубических километров. Последняя оценка равна примерно 30% массы гренландского ледника.

Схема северной полярной шапки по данным радара SHARAD

Схема северной полярной шапки по данным радара SHARAD

На схеме выше показана топография поверхностных (surface) и подповерхностнных (base) слоев северной полярной шапки, а также толщина (thickness) слоев водного льда в ней.

В период с 2006 по 2013 годы радар SHARAD собрал около 2 ТБ данных. Анализ данных позволил обнаружить подповерхностный лед не только на полюсах, но и в средних широтах.

В некоторых областях средних широт толщина подповерхностного льда достигает нескольких сотен метров.
В некоторых областях средних широт толщина подповерхностного льда достигает нескольких сотен метров.
В некоторых областях средних широт толщина подповерхностного льда достигает нескольких сотен метров.
В некоторых областях средних широт толщина подповерхностного льда достигает нескольких сотен метров.
По оценкам исследователей в 2015 году общий объем подземных ледников на Марсе вне полярных кратеров составляет около 150 кубических километров. Этого количества достаточно, чтобы покрыть всю поверхность Марса слоем толщиной в 1.1 метр.
По другим оценкам общий объем внеполярных ледников может достигать 160 тысяч кубических километров, что эквивалентно 10 Великим Озерам в Северной Америке
Точные оценки затруднены тем, что вертикальное разрешение даже радара SHARED ограничено лишь 10 метрами. В связи с этим этот радар не может обнаружить слои льда толщиной в 1-10 метров. Вместе с тем тщательные поиски грунтовых вод (подземных скоплений воды в жидкой форме) не привели к их обнаружению на большей части Марса

Вместе с тем эффективным способом поиска внеполярного льда является изучение особенностей инфракрасных спектров поверхности Марса.

На схеме показано вероятное расположение внеполярных ледников между 45 градусами южной широты и 50 градусами северной широты.

На схеме показано вероятное расположение внеполярных ледников между 45 градусами южной широты и 50 градусами северной широты.

Черные звезды показывают ледники, обнаруженные на основе инфракрасного спектрографа OMEGA, синие квадраты и красные ромбы на основе инфракрасного спектрографа CRISM. Хорошо видно, что признаки льда не наблюдаются между 13 градусами южной широты и 32 градусами северной широты.

Ещё одна схема показывает, на какой глубине находится водный лед от поверхности

Ещё одна схема показывает, на какой глубине находится водный лед от поверхности

В последние годы начал развиваться ещё один эффективный метод поиска подповерхностного льда: методом поиска свежих кратеров и спектроскопия выбросов грунта в них, в том числе изучение их в динамике. К настоящему времени на Марсе обнаружено несколько сотен свежих кратеров, изучение нескольких из них показало вероятные выбросы водного льда в них. Для одного из этих свежих кратеров была проведена даже спектроскопия, которая подтвердила наличие водного льда.

Поиск свежих кратеров затруднен тем, что их обнаружение является наиболее легкой задачей лишь для сравнительно небольшой области поверхности Марса, с минимальным количеством пыли
Поиск свежих кратеров затруднен тем, что их обнаружение является наиболее легкой задачей лишь для сравнительно небольшой области поверхности Марса, с минимальным количеством пыли
Интересно отметить, что выбросы свежих кратеров показывают, что если бы ковш посадочного аппарата “Викинг-2“ прорыл траншею на несколько сантиметров глубже, то он бы, как и аппарат “Феникс“ обнаружил бы водный лед
В последующем особый интерес в области проблемы поиска жидкой воды на Марсе представило изучение сезонных темных полос
По наблюдениям орбитальных спутников эти полосы появились в теплое время марсианского года, и исчезали в холодное время. Эти полосы были обнаружены лишь вблизи экваториальных областей красной планеты

Спектроскопия смогла обнаружить в этих полосах лишь следы солей. С другой стороны, эксперименты в земных лабораториях подтверждают возможность существования на Марсе воды в жидкой форме с большой концентрацией солей. Альтернативным объяснением сезонных темных полос на Марсе является их представление в виде оползней. У последней гипотезы есть существенный недостаток: она не может объяснить появление и исчезновение полос в соответственно теплые и холодные сезоны года.

Важные открытия на Марсе последних лет

Совершенно новой областью проблемы поисков жизни на Марсе стало изучение марсианских метеоритов. На 27 марта 2017 года из 61 тысяч каталогизированных метеоритов на Земле к марсианским метеоритам относят 202. Считается, что первый марсианский метеорит (Chassigny) был найден при падении во французских горах Арденны в 1815 году. В то же время его марсианское происхождение было определено лишь в 2000 году. По оценкам на Землю в среднем попадает до 0.5 тонны марсианского вещества.  По другим оценкам на Марс в среднем падает один марсианский метеорит в месяц.

Большую известность получило исследование о марсианском метеорите ALH 84001, опубликованное в журнале Science в августе 1996 года. Несмотря на то, что этот метеорит был найден в Антарктиде в 1984 году, его подробное исследование было проведено лишь через десятилетие. Изотопное датирование показало, что метеорит возник 4—4,5 миллиарда лет назад, а 15 миллионов лет назад он был выброшен в межпланетное пространство. 13 тысяч лет назад метеорит упал на Землю. Изучая метеорит с помощью электронного микроскопа, учёные обнаружили микроскопические окаменелости, напоминающие бактериальные колонии, состоящие из отдельных частей размером примерно 100 нм. Также были найдены следы веществ, образующихся при разложении микроорганизмов. Работа была неоднозначно встречена научным сообществом. Критики отметили, что размеры найденных образований в 100—1000 раз меньше типичных земных бактерий, и их объём слишком мал для размещения в нём молекул ДНК и РНК. В ходе последующих исследований в образцах были обнаружены следы земных биозагрязнений. В целом аргументы в пользу того, что образования являются окаменелостями бактерий, выглядят недостаточно убедительными.

 Фотография метеорита ALH 84001 с большим увеличением

Фотография метеорита ALH 84001 с большим увеличением

Интерес учёных вызвал фрагмент, напоминающий бактерию (продолговатый объект в центре).

Позже 2011 году было опубликовано новое исследование метеорита ALH 84001, которое показало что температура на древнем Марсе составляла около 18 градусов тепла.

В 2013 году было опубликовано исследование другого марсианского метеорита MIL 090030, которое установило что содержание остатков солей борной кислоты, необходимой для стабилизации рибозы в нём примерно в 10 раз превышает его содержание в остальных ранее исследованных метеоритах.

В том же году появились исследование метеорита NWA 7034, найденного в Марокко в 2011 году. NWA 7034 содержит примерно в 10 раз больше воды (около 6 тысяч частиц на миллион), чем какой-либо из первых 110 известных метеоритов, упавших на Землю с Марса. Это предполагает, что метеорит, возможно, происходит с поверхности планеты, а не из ее глубин, утверждает специалист по планетам Карл Эги из Университета Нью-Мехико. Специалисты считают, что NWA 7034 представляет собой окаменелость вследствие извержения вулкана на поверхности планеты, которое произошло около 2,1 миллиарда лет назад. Когда-то метеорит был лавой, которая охладилась и затвердела. Самому процессу охлаждения, возможно, способствовала вода на марсианской поверхности, которая в конечном итоге оставила свой отпечаток в химическом составе метеорита.

В 2014 году было опубликовано новое исследование по поводу другого марсианского метеорита Тиссинт (Tissint), упавшего в марокканской пустыне 18 июля 2011 года. Первичный анализ космического камня показал, что на нем имеются небольшие трещины, которые заполнены углеродсодержащими веществами. Учёными уже не раз было доказано, что подобные соединения имеют органическое происхождение, но до сих пор было непонятно, действительно ли эти крошечные углеродные вкрапления являются следами древней марсианской жизни. Химический, микроскопический и изотопный анализы углеродного материала позволили исследователям вывести несколько возможных объяснений его происхождения. Учёные обнаружили характеристики, которые однозначно исключали земное происхождение углеродсодержащих соединений. Также они точно установили, что углерод присутствовал в трещинах Тиссинта прежде, чем он откололся от поверхности Марса. Предыдущие исследования предполагали, что углеродные соединения возникли в результате кристаллизации при высоких температурах в магме. Но Жилле и его коллеги опровергают эту версию: согласно новому исследованию, более вероятным объяснением является сценарий, при котором жидкости, содержащие органические соединения биологического происхождения, проникли внутрь «материнской» породы Тиссинта при низких температурах близко к поверхности Марса.

Эти выводы подтверждаются некоторыми особенностями углеродного материала внутри метеорита, например, соотношением изотопов углерода-13 и углерода-12. Оно оказалось значительно ниже, чем соотношение углерода-13 в углероде марсианской атмосферы, которая была измерена марсианскими роверами. Кроме того, разница между этими коэффициентами соответствует той, которая наблюдается на Земле, между куском углеродного материала, который имеет чисто биологическое происхождение, и углеродом в атмосфере. Исследователи отмечают, что органическое соединение могло также быть занесено на Марс вместе с примитивными метеоритами — карбонатными хондритами. Тем не менее, они считают этот сценарий крайне маловероятным, поскольку такие метеориты содержат очень низкие концентрации органических веществ.

Снимок метеорита Тиссинт, содержащего углеродные вкрапления

Снимок метеорита Тиссинт, содержащего углеродные вкрапления

В 2017 году было опубликовано исследование метеорита Y000593, упавшего в Антарктиде около 50 тысяч лет назад. Анализ показал, что метеорит сформировался из марсианской лавы около 1,3 миллиарда лет назад. Около 12 миллионов лет астероид выбил его с поверхности планеты. Метеорит был найден на леднике Ямато в 2000 году японской исследовательской экспедицией. Его отнесли к классу наклитов. Метеориты с Марса можно отличить от пород другого происхождения по расположению атомов кислорода внутри минералов силикатов и включениям газов из марсианской атмосферы. Ученые нашли в метеорите, во-первых, полые изгибающиеся туннели и микротуннели. Они похожи на структуры, найденные в земных образцах вулканического стекла, которые образуются в результате деятельности микроорганизмов. Во-вторых, ученые снова обнаружили в нем сферические образования нано- и микрометрового размера, отличающиеся от окружающих пород высоким содержанием углерода. Аналогичные включения ученые также наблюдали в еще одном марсианском метеорите, названном «Нахла», который упал в Египте в 1911 году. Гибсон и его коллеги не отрицают, что особенности структуры метеорита могут иметь и не биологическое происхождение. Но, по крайней мере, по структуре метеорита можно утверждать, что он формировался в присутствии воды, в которой в существенных количествах содержался углерод, считают ученые.

В целом среди марсианских метеоритов преобладают SNC-метеориты — это магматические породы основного и ультраосновного состава (главные минералы: пироксен, оливин, плагиоклаз), которые образовались при кристаллизации базальтовых магм. Интересно, что, несмотря на большое количество ударных кратеров на поверхности Марса, из первых 70 известных марсианских метеоритов лишь один метеорит NWA 7034 представлен импактной брекчией, хотя все SNC-метеориты несут в себе признаки ударного воздействия. Кроме того, среди них не известно ни одного образца осадочных пород с Марса, подобных найденным космическими аппаратами «Opportunity» и «Curiosity». То ли это связано с непредставительностью выборки марсианских метеоритов, то ли с невысокой прочностью таких пород, к тому же велика вероятность спутать их с земными осадочными породами. Но в любом случае новые находки марсианских метеоритов могут преподнести сюрпризы. Кроме того все марсианские метеориты гораздо младше других метеоритов. Исключение составляет уникальный метеорит ALH 84001 (4,5 млрд лет), все остальные марсианские образцы существенно младше —0.1–1.4 млрд. лет (в среднем около 1.3 млрд. лет). Возраст NWA 7034 представляет собой переходное звено между самым старым и самым молодым марсианским метеоритом, обнаруженным на Земле.

Материалы по теме

Есть ли вода на Марсе?

Наиболее эффективным районом поисков марсианских метеоритов стала Антарктида и земные пустыни: более 40 тысяч и 15 тысяч метеоритов соответственно из  61 тысячи каталогизированных метеоритов. Первый метеорит в Антарктиде был найден в 1912 году, еще несколько — в 1960-х, но поворотное событие случилось в 1969 году, когда японские ученые обнаружили сразу девять метеоритов на площади 3 квадратных километров.

Начало нового этапа исследования марсианского грунта ожидается с предполагаемой первой доставкой марсианского грунта в 20х или 30х годах 21 века. Стоимость этого проекта оценивается в несколько миллиардов долларов. Подготовка к этому проекту должна начаться уже в 2020 году: планируется, что новый марсоход NASA будет собирать интересные образцы по маршруту своего движения для их последующей доставки на Землю. Кроме того с марсоходом на Землю будет доставлен кусочек марсианского метеорита, найденного на Земле с целью лучшей калибровки научных инструментов.

Интересным моментом стали исследования возможности существования простейших земных организмов в современных марсианских условиях. В частности исследователи из США в 2017 году опубликовали результаты экспериментов, показавшие, что земные метаногены в условиях, предположительно свойственных подповерхностным районам Марса, способны выживать и имеют возможность для роста. Учёные провели серию экспериментов, в которых микроорганизмы археи Methanothermobacter wolfeii, Methanosarcina barkeri, Methanobacterium formicicum и Methanococcus maripaludis размещались в условиях очень низкого атмосферного давления. Смесь газов, дававшая это давление, на 90 процентов состояла из диоксида углерода, а на 10 процентов — водорода. Углекислый газ — главный компонент марсианской атмосферы. Водород, в теории, может образовываться в марсианских грунтах в случае длительного взаимодействия его компонентов с жидкой водой. В ходе экспериментов живые археи до трёх недель демонстрировали жизнеспособность и активный метаболизм при давлениях до 6 миллибар — что примерно в 160 раз ниже того, с чем они сталкиваются на Земле. Такое атмосферное давление типично для поверхности Марса (впрочем, в районе глубоких каньонов оно существенно больше). Авторы работы отмечают, что способность земных микроорганизмов выжить на пути от Земли к Марсу (на покрытии марсоходов и прочих аппаратов) уже была показана в более ранних работах. Однако тогда проверялась устойчивость к экстремальным условиям для спор бактерий. Способность живых микроорганизмов к выживанию в реальной среде, типичной для марсианского грунта, ранее не исследовалась. Вопрос о выживаемости метаногенов под поверхностью Марса связан с тем, что в тёплые сезоны в местной атмосфере регулярно появляется метан, который в холодные сезоны исчезает. Хотя в теории метан может образовываться и неорганическим путём, однако на Земле атмосферный метан в основном образуется за счёт работы микроорганизмов-метаногенов. Следует отметить, что оценки жизнепригодности подповерхностных водных бассейнов Марса на основе возможностей земных бактерий могут создавать слегка неверную картину. На Земле нет места, где микроорганизмы могли бы чем-то питаться при давлении в 1/160 атмосферного (с таким давлением сталкиваются только споры бактерий, вылетающие до низкой околоземной орбиты с восходящими потоками). То, что земные метаногены способны на нечто подобное — скорее всего, чистая случайность, ведь за миллиарды лет эволюции такая возможность им вряд ли потребовалась. Если на Марсе существовала или существует бактериальная жизнь, такое давление для неё, напротив, нормально и способность гипотетических местных бактерий выживать при нём может быть существенно выше. Следующий шаг для ученых — эксперименты при низких температурах. «На Марсе очень холодно, часто температура опускается до –100 °C по ночам и лишь иногда, в самые теплые дни в году, поднимается выше нуля. Мы проводили наши эксперименты при температуре чуть выше нуля, однако низкие температуры могут ограничить испарение среды и сделают условия более похожими на Марс».

Тем самым существует возможность, что даже если на Марсе не было бы собственной жизни, то она могла быть занесена туда с земными зондами.

Другие исследования изучают возможность выживания марсианских бактерий в капельках жидкой соленой воды, которая может существовать на поверхности Марса. В частности американские исследователи воссоздали в небольших модулях атмосферу из углекислого газа и водяного пара с давлением на 99% ниже, чем на Земле на уровне моря. В этих модулях температура будет колебаться от –73 до –62 градусов Цельсия для имитации суточных и сезонных циклов. Специальное оборудование предупредит исследователей о формировании солёных капель, которые потенциально могли бы быть пригодными для некоторых форм микробной жизни. Их зарубежные коллеги поместят в аналогичные камеры солелюбивых «экстремофилов», то есть организмы из глубин антарктических озёр и Мексиканского залива. Учёные понаблюдают за тем, смогут ли они жить, расти и размножаться в «рассоле» чуть ниже поверхности. Всем известным формам жизни необходима жидкая вода. Но микробам достаточно капельки или тонкой плёнки.

Ещё важным моментом является поиск марсианской жизни в пещерах. Марсианские пещеры были открыты лишь в 21 веке. Пещеры различаются по происхождению на пять видов: карстовые, эрозионные, ледниковые, тектонические и вулканические. Первые три типа связаны с деятельностью жидкой воды. Поэтому на Марсе такие пещеры маловероятны. Тектонические пещеры возникают в разломах земной коры. Даже на Земле они очень редки, а на Марсе тектоническая активность значительно меньше. Вулканические пещеры возникают в результате частичного обрушения потолка полых лавовых трубок. А сами лавовые трубки образуются в результате затвердевания жидкой лавы. Именно вулканические пещеры были обнаружены на Марсе.

Схема образования вулканических пещер (лавовых трубок)
Четыре огромных щитовых вулкана на Марсе, размером с Маун Кеа или даже больше. Крупнейший из них называется Олимп, остальные три: Аскрийская гора, гора Павлина и гора Арсия.
Аскрийская гора, гора Павлина и гора Арсия выстроились в одну линию.
На Марсе обнаружены и другие вулканы

Подсчет числа свежих кратеров на этих вулканах показывает, что они последний раз извергались около 100-150 миллионов лет назад. Поэтому вполне логично поискать у них и вулканические пещеры. В первую очередь были обнаружены лавовые трубки.

Особенно лавовых трубок много на склонах горы Павлина (ширина снимка около 100 километров)
Общий план обнаруженных лавовых трубок на Марсе
У соседней горы Павлина тоже было найдено похожее отверстие (кратер с провалившимся дном).  Кратер с провалившимся дном. Диаметр кратера 195 метров, диаметр отверстия около 40 метров. По измеренным теням глубина дна отверстия составляет от 50 до 75 метров (растет от центра к краю).
Снимок с небольшой и длительной экспозицией. Ширина отверстия в 65 метров, а глубина больше 45 метров.
Частично засыпанный вход в пещеру. Диаметр отверстия около 68 метров. Оценки длины отрезка А-B - 4 метра, B-C - 3 метра, А-D - 22 метра, А-Е – 33 метра.
У горы Арсия было найдено ещё несколько возможных пещер
Две новые открытые дыры к северу от горы Арсия (координаты 247.55° E, 17.27° N). Наблюдения показали, что их глубина составляет 125 и 68 метров.
Два снимка «Джинн» с помощью камеры HIRES с разной длительностью экспозиции
Снимок «Энни» с помощью камеры HIRES
Три снимка отверстия «Энни». Первое изображение сделано в видимых лучах с разрешением в 18 метров. Второе и третье изображения, это инфракрасные снимки, сделанные в 15-00 и 04-00 по местному времени с разрешением в 100 метров.
На снимках: А — «Дена», B – «Хлоэ», С — «Венди», D – «Энни», E – «Эбби» и «Никки», F – «Джинн»
Карта Марса с отмеченными зеленым цветом пещерами

В сентябре 2007 года было объявлено об открытие первых 7 отверстий, вероятно являющихся входами в пещеры. Открытие было сделано на склонах горы Арсия при анализе снимков камеры THEMIS (разрешение 18 метров) зонда Одиссей. Отверстия размером от 100 до 225 метров получили неофициальные имена: «Дена», «Хлоэ», «Венди», «Энни», «Эбби», «Никки» и «Джинн».

Наблюдения в инфракрасном диапазоне показали, что днем эти отверстия холоднее окружающей местности, а ночью наоборот теплее. Из этих наблюдений были сделаны выводы, что отверстия имеют глубину около 100 метров.

Позже два отверстия («Джинн» и «Энни») наблюдались с помощью более мощной камеры HIRES (разрешение 0.3 метра). Во время наблюдений HIRES делались более длительные экспозиции, чтобы увидеть дно отверстий. Наблюдения показали, что глубина «Джинн» около 112 метра, а «Энни» 172 метра. Другие наблюдения говорят, что глубина «Джинн» больше 245 метров при диаметре 175 метров.

Предполагается, что найденные пещеры могут стать хорошими кандидатами при поисках марсианской жизни. Хотя у этой версии есть скептики, которые утверждают, что большая высота пещер над средним радиусом Марса резко уменьшает подобную возможность. Для исследования марсианских пещер потребуются специальные роботы-спелеологи.

Будущие миссии на Марс

Будущие поиски жизни на Марсе связаны с несколькими важными проектами:

  • Орбитальный аппарат «Трейс Гас Орбитер» (“Trace Gas Orbiter” или проект “ЭкзоМарс-2016“) c февраля 2018 года (после завершения операции аэробрекинга) начнет мониторинг биомаркеров атмосферы Марса (метана, водного пара, кислорода и т.д.). Кроме того на борту орбитальной станции установлен детектор нейтринного излучения FREND для продолжения картографирования содержания водного пара в подповерхностных слоях Марса.

    Материалы по теме

    ЭкзоМарс 2016

  • Обширные исследования возможности обитаемого Марса предстоят в ходе проекта “ЭкзоМарс-2020”. В рамках этого проекта на поверхность Марса будет доставлен марсоход с целью проведения бурения марсианского грунта до глубины в 2 метра с последующим химическим и биологическим анализом грунта. Для этого на борту 200-кг марсохода будет установлена лаборатория имени Пастера (Пастер – основоположник микробиологии и иммунологии), которая будет искать следы биомолекул или биосигнатур из прошлой или настоящей жизни. Кроме того на борту марсохода будут установлены следующие приборы:

— радар WISDOM для радиолокации недр Марса с вертикальным разрешением до 3 см и глубиной зондирования до 3-10 метров;

— нейтронный спектрометр ADRON-RM для поиска подповерхностной воды, гидратированных материалов и выявления наилучших мест для взятия образцов (изготовлен в России – в институте ИКИ под руководством И.Г. Митрофанова);

— рамановский спектрометр RLS для определения минералогического состава и выявления органических пигментов;

— анализатор органических молекул МОМА для поиска биомаркеров.

В тоже время на посадочной стационарной платформе будет установлен прибор HABIT с целью  изучения условий обитаемости Марса: поиск жидкой воды, исследование УФ-излучения и температуры.

Фото испытаний марсохода “ЭкзоМарс-2020”

Фото испытаний марсохода “ЭкзоМарс-2020”

  • Марсоход NASA 2020 года кроме вышеназванной возможности сбора образцов марсианского грунта для последующего возвращения будет обладать еще тремя важными инструментами астробиологической направленности:
  • SuperCam — инструмент для анализа химического и минералогического состава марсианской почвы. Прибор также сможет обнаружить на расстоянии присутствие органических соединений в горных породах и реголите.
  • SHERLOC (Scanning Habitable Environments with Raman & Luminescence for Organics and Chemicals) — ультрафиолетовый рамановский спектрометр, который будет обеспечивать мелкомасштабные изображения, чтобы определить мелкомасштабную минералогию и обнаружить органические вещества. SHERLOC будет первым ультрафиолетовым спектрометром на поверхности Марса и будет взаимодействовать с другими инструментами в полезной нагрузке.
  • RIMFAX (Radar Imager for Mars’ Subsurface Exploration) — георадар, который прозондирует геологическое строение недр с разрешением до 15-30 сантиметров. Радар будет способен обнаружить грунтовые воды до глубины больше 10 метров. Радар будет включаться каждые 10 сантиметров пути марсохода.
Схематичное изображение работы радара

Схематичное изображение работы радара

  • Вторая китайская миссия к Марсу в 2020 году будет состоять из орбитального и посадочного аппарата. На орбитальной станции будет размещен радар и спектрометры для измерения концентрации метана. Посадочный аппарат будет включать в себя небольшой марсоход с мощным радаром, способным зондировать недра планеты до глубины в 400 метров.

Также можно отметить, что в 2018 году на Марс отправился зонд InSight (“Инсайт”) для марсографических исследований. В ходе этой миссии будет пробурена наиболее глубокая скважина на Марсе – глубиной в 5 метров с целью измерения теплового потока из марсианских недр.


comments powered by HyperComments

Подпишись на рассылку лучших статей от Spacegid.com. Без спама.
Нажимая на "Подписаться", вы даете согласие на обработку персональных данных

Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!

Просмотров записи: 182
Система Orphus